恒星黑子类似于太阳黑子，由恒星磁场活动产生，位于恒星光球层。当恒星磁场足够强，以至于阻碍了恒星由内向外的对流传能时，恒星表面会产生局部低温区域，就是恒星黑子。最早，人们为了解释恒星的异常光变曲线提出了恒星表面存在黑子的假设。到了二十世纪，Kron（1947）观测到食双星光变曲线中存在无法解释的部分，提出了恒星黑子的想法。后来，Hall（1972）利用黑子模型很好地解释了这样的现象。之后，恒星黑子的存在，得到了大量观测研究证实。

恒星磁场是天体物理中非常重要的研究对象，它在恒星形成与演化中扮演了重要角色。恒星黑子是恒星磁场的示踪物，黑子的形成、演化都与恒星磁场活动密切相关，通过观测恒星黑子形成、分布、活动周期等，我们可以研究恒星磁场活动的规律。同时，恒星黑子也是恒星表面的示踪物，可以帮助我们确定恒星自转、较差自转以及子午环流，限定现有的恒星磁场发电机模型。

由于恒星距离遥远，以目前的观测技术，难以像太阳一样直接获取其表面图像，只能通过间接的手段，多普勒成像技术就是一种利用时序高分辨率光谱轮廓进行恒星表面图像重建的间接成像技术。它的原理是，高速自转恒星的谱线展宽由自转主导，如果黑子存在，会使其谱线轮廓产生畸变，畸变的大小与位置，取决于黑子温度、形态与经纬度，利用时序谱线轮廓，便可以反演出黑子在恒星表面的分布图像。Vogt & Penrod（1983）最早提出了恒星黑子多普勒成像的方法。Semel（1989）进一步提出了塞曼多普勒成像技术，利用时序偏振光谱，重构恒星磁场图像。经过多年发展，多普勒成像技术逐渐完善，目前已经成为研究恒星磁场活动的有力工具。

系外行星/太阳系小行星研究团组长期开展恒星磁场活动的常规与塞曼多普勒成像研究，借助云南天文台2.4米、国家天文台2.16米、山东大学威海天文台1米等望远镜，对活动恒星开展长期监测，并通过国际合作，获取TIGRE、CFHT等望远镜的观测数据。

　　（项越）